Le costellazioni di settembre

Alla metà del mese il cielo della sera è completamente buio attorno alle 21.00 e la mattina comincia ad albeggiare solo dopo le ore 6.00. Il cielo di settembre, a causa delle giornate sempre più brevi, è sostanzialmente simile a quello di agosto, con la differenza che gli astri che eravamo abituati a vedere ben alti in cielo intorno alla mezzanotte, sono invece spostati verso occidente dove si accingono a tramontare. Nelle prime ore della sera sarà possibile scorgere sull’orizzonte lo Scorpione, seguito dal Sagittario e, più in alto, dall’Ofiuco e da Ercole. Più a Nord – Ovest tramonta invece la costellazione del Bootes, caratterizzata dalla supergigante rossa Arturo, circa 500 volte più grande del nostro Sole: al suo fianco sinistro notiamo la piccola costellazione della Corona Boreale. Qualche ora più tardi sarà il turno del Triangolo Estivo (descritto dettagliatamente nel cielo di luglio) ad avviarsi verso l’orizzonte occidentale. Con l’aiuto delle mappe del cielo si potranno facilmente identificare anche le costellazioni minori, disposte tra l’Aquila e il Cigno; in particolare, sono riconoscibili la Volpetta, la Freccia e il Delfino. Tornando alla fascia zodiacale, le costellazioni visibili verso Sud in questo periodo sono meno spettacolari e di più difficile identificazione rispetto a quelle osservate nei mesi precedenti. CapricornoAcquario e Pesci sono piuttosto estese, ma prive di stelle brillanti. Più facile da trovare la minuscola costellazione dell’Ariete, che vedremo sorgere a Est. Per riconoscere queste costellazioni possiamo sfruttare gli allineamenti delle stelle più brillanti delle costellazioni che troviamo nelle vicinanze: Acquario e Pesci ad esempio si trovano proprio sotto il grande quadrilatero di Pegaso, il cavallo alato, che dopo il tramonto domina il cielo di Sud-Est. Partendo da Pegaso, verso Nord-Est, troviamo la costellazione di Andromeda, dove anche con un semplice binocolo (ma in cieli molto oscuri la si intravede già ad occhio nudo) è possibile osservare l’omonima galassia. Andromeda è seguita da Perseo, con una forma che ricorda una “Y” rovesciata. Più in alto rispetto ad Andromeda e Perseo, spostandoci a Nord verso la stella polare(non riesci a trovarla?), troviamo Cassiopea, con la sua caratteristica forma a “W”, e la meno appariscente costellazione di Cefeo, dalla forma di una casetta stilizzata. Tra Perseo e Cassiopea c’è un altro noto oggetto del profondo cielo che merita di essere osservato: si tratta del cosiddetto Doppio Ammasso del Perseo. I due ammassi contengono complessivamente circa 400 stelle e distano da noi oltre 7.000 anni luce, separati da circa un migliaio di anni luce l’uno dall’altro. Il “Doppio Ammasso” è un oggetto molto esteso: la visione migliore la si può avere con un binocolo, che permette di ammirare entrambe le concentrazioni di stelle, che di norma non entrano nel ristretto campo inquadrato da un telescopio. Completiamo la descrizione della volta celeste con l’Orsa Maggiore, che troviamo a Nord – Ovest, accompagnata dal Dragone, una vasta costellazione che si snoda come un serpente tra le due Orse.
Tratto da Il cielo nel mese di settembre 2013 di Astronomia.com a cura di Stefano Simoni

Chandra studia Sagittarius A*

Perché stare a dieta quando potresti tranquillamente mangiare tutto quello che ti capita a tiro? Eppure è proprio quello che sembra fare il buco nero supermassiccio che si trova al centro della nostra galassia, chiamato dagli astronomi Sagittarius A*, o più brevemente Sgr A*. In teoria il buco nero (per ovvi motivi il più facile da studiare tra i buchi neri supermassicci che si trovano al centro della maggior parte delle galassie) dovrebbe divorare, con la sua attrazione gravitazionale, qualunque oggetto si trovi nelle sue vicinanze. Eppure l’emissione radio dalla zona circostante il buco nero (causata proprio dal suo accrescimento, cioè dalla caduta di materiale al suo interno) è sorprendentemente debole, e la stessa cosa avviene anche per altri buchi neri individuati al centro di altre galassie. “E’ sempre stato un mistero perché la maggior parte di questi buchi neri abbiano un’emissione così debole” spiega Daniel Wang, un astrofisico dell’Università del Massachusetts. Sull’ultimo numero di Science, Wang e il suo gruppo danno un importante contributo alla soluzione del mistero. L’emissione di raggi X proveniente da Sgr A* si può descrivere, come mostrano Wang e colleghi, come la sovrapposizione di una sorgente puntiforme (il buco nero stesso) e di una nuvola molto più ampia, al cui interno si possono identificare più di cento stelle, e presupporne un altro migliaio troppo deboli per essere rilevate. Molte di queste stelle sputano fuori gas caldo sotto forma di venti stellari, che in teoria dovrebbero essere risucchiati dal buco nero. Sempre in teoria, questo dovrebbe portare a un accrescimento del buco nero pari a circa un centomillesimo della massa solare ogni anno. E questo fenomeno dovrebbe rendere la regione immediatamente attorno al buco nero molto, molto più brillante di quanto effettivamente sia. Che succede in realtà? Per rispondere, i ricercatori hanno utilizzato il satellite per lo studio dei raggi X della NASA Chandra, in grado di compiere osservazioni in raggi X con una risoluzione angolare maggiore di qualunque altro strumento attualmente disponibile. Grazie ad esso hanno studiato la zona circostante il buco nero Sgr A*, riuscendo a distinguere le diverse sorgenti che emettono raggi X (il buco nero di per sé è, per l’appunto, nero, e da esso non esce alcuna radiazione) e la temperatura e densità dei gas nella parte centrale della galassie. In questo modo hanno capito che nelle immediate vicinanze del buco nero vi sono, oltre a stelle di piccola massa, anche molte stelle di grande massa. Queste stelle sono associate a venti molto potenti e veloci, che causano vortici e perturbazioni con l’effetto di riscaldare molto il gas nelle vicinanze del buco nero. Il tutto è compatibile con alcuni modelli teorici di accrescimento, secondo cui il gas a queste alte temperature diventa più difficile da “ingoiare” per il buco nero, con il risultato che circa il 99 per cento di esso viene risputato nello spazio. Solo una piccola parte finisce effettivamente all’interno del buco nero. Una dieta di gas più freddi, spiega Wang, permetterebbe al buco nero di accrescere a un ritmo molto più elevato, ma l’ambiente non lo consente.
di Nicola Nosengo (INAF)

Acqua sulla Luna? Basta scavare

È sempre più interessante e complesso, il quadro della presenza di acqua sulla Luna. Già da qualche anno sappiamo che il nostro satellite non è un sasso arido come si è creduto a lungo, ma che sulla sua superficie, in diversi punti, c’è un sottile strato di acqua creato dall’azione del vento solare. Ora, uno studio guidato daRachel Klima della Johns Hopkins University dimostra per la prima volta che sotto la superficie lunare si trova acqua magmatica, formatasi nelle profondità del satellite. Lo studio, pubblicato su Nature Geophysics, è basato su dati raccolti dallo spettrografo Moon Mineralogy Mapper (meglio noto come M3), uno strumento di costruzione NASA montato sulla sonda indiana Chandrayaan-1. I ricercatori si sono concentrati sulla zona del cratere di impatto Bullialdus, situato a circa 25 gradi di latitudine di distanza dall’equatore e quindi in una zona dove il vento solare non dovrebbe produrre quantità significative di acqua superficiale. “Le rocce sul picco centrale del cratere appartengono a un tipo chiamato norite, che di solito cristallizza quando il magma sale verso l’alto ma resta intrappolato nel sottosuolo anziché eruttare come lava sulla superficie” spiega Klima. “Il cratere Bullialdus non è il solo posto dove si trova questo tipo di roccia, ma il fatto che queste rocce siano esposte, assieme a una presenza generalmente bassa di acqua in quella regione, ci ha permesso di quantificare l’acqua presente all’interno di quelle rocce”. Esaminando i dati sul cratere raccolti da M3, i ricercatori hanno scoperto che quelle rocce hanno una concentrazione particolarmente alta di ossidrile, molecola formata da un atomo di ossigeno e uno di idrogeno. Tutto fa pensare che quell’ossidrile sia legato a minerali magmatici portati in superficie dall’impatto che ha provocato il cratere. In passato erano state trovate tracce d’acqua su alcuni campioni di rocce lunari prelevati dalle missioni Apollo, ma la loro origine non era chiara. La scoperta di acqua lunare “nativa”, proveniente dall’interno del satellite, è di fondamentale importanza per lo studio della formazione ed evoluzione della Luna.
di Nicola Nosengo (INAF)

Il gemello più vecchio del Sole

Un’equipe internazionale guidata da astronomi brasiliani ha usato il VLT (Very Large Telescope) dell’ESO per identificare e studiare il più vecchio gemello del Sole finora noto. A 250 anni luce dalla Terra, la stella HIP 102152 è più simile al Sole di qualsiasi altro gemello solare – tranne che ha circa quattro miliardi di anni in più. Questo gemello più vecchio, ma quasi identico, ci dà una possibilità senza precedenti di vedere come sarà il Sole da vecchio. Le nuove osservazioni forniscono anche per la prima volta un chiaro legame tra l’età della stella e il suo contenuto di Litio, suggerendo inoltre che HIP 102152 possa ospitare pianeti rocciosi di tipo terrestre.
Gli astronomi osservano il Sole con un telescopio da soli 400 anni – una frazione piccolissima dell’età del Sole, che ora è di più di quattro miliardi di anni. È difficile studiare la storia e l’evoluzione futura della nostra stella, ma possiamo farlo cercando quelle rare stelle quasi esattamente uguali alla nostra ma che si trovano in fasi diverse della vita. Gli astronomi hanno identificato ora una stella che è essenzialmente un gemello identico al Sole, ma ha circa 4 miliardi di anni in più – quasi come vedere una versione reale del paradosso dei gemelli.
Jorge Melendez (Universidade de São Paulo, Brasile), a capo dell’equipe e co-autore del nuovo articolo, spiega: “Per decenni gli astronomi hanno cercato stelle gemelle del Sole per capire meglio la nostra sorgente di energia e di vita. Ma ne sono stati trovati pochissimi: il primo è stato scoperto solo nel 1997. Ora abbiamo ottenuto spettri di qualità eccezionale dal VLT e possiamo esaminare i gemelli solari con estrema precisione, per rispondere alla domanda se il Sole sia veramente una stella speciale”.
L’equipe ha studiato due gemelli solari  – uno che si pensava fosse più giovane del Sole (18 Scorpii) e uno più vecchio (HIP 102152). Hanno usato lo spettrografo UVES sul VLT (Very Large Telescope) all’Osservatorio del Paranal dell’ESO per dividere la luce nei suoi colori componenti in modo da studiare in dettaglio la composizione chimica e altre proprietà di queste stelle.
Hanno scoperto che HIP 102152, nella costellazione del Capricorno, è il più vecchio gemello solare finora trovato. Si stima che abbia 8,2 miliardi di anni, rispetto ai 4,6 del nostro Sole. D’altra parte si è confermato che 18 Scorpii è più giovane del Sole – con un’età di circa 2,9 miliardi di anni.
Studiare il vecchio gemello solare HIP 102152 permette agli scienziati di prevedere cosa potrebbe accadere al Sole quanto raggiungerà quell’età, e in questo senso la scoperta fatta è già significativa. “Uno dei punti che volevamo chiarire è se il Sole ha o meno una composizione chimica tipica”, dice Melendez. “E, più importante, perché ha un contenuto di Litio stranamente così basso?”.
Il Litio, il terzo elemento della tavola periodica, è stato creato nel Big Bang insieme con l’Idrogeno e l’Elio. Gli astronomi riflettono da anni sul perché alcune stelle sembrano avere meno Litio di altre. Con la nuova osservazione di HIP 102152 si è potuto compiere un grande passo avanti nella soluzione di questo enigma, individuando una forte correlazione tra l’eta di una stella di tipo solare e il suo contenuto di Litio.
Il Sole contiene appena l’1% del Litio presente nel materiale da cui si è formato. Esami dei gemelli solari più giovani suggeriscono che questi fratellini contengano quantità molto maggiori di Litio, ma finora non si poteva dimostrare una chiara correlazione tra età e contenuto di Litio.
TalaWanda Monroe (Universidade de São Paulo), primo autore dell’articolo, conclude: “Abbiamo trovato che HIP 102152 ha un contenuto di Litio veramente basso. Ciò dimostra chiaramente per la prima volta che i gemelli solari più vecchi hanno decisamente meno Litio del Sole e dei gemelli più giovani. Possiamo ora essere sicuri che le stelle in qualche modo distruggano il Litio nel tempo e che il contenuto di Litio del Sole sia normale per la sua età”.
Il risvolto finale della storia è che HIP 102152 ha una composizione chimica leggermente diversa dalla maggior parte degli altri gemelli solari, ma è molto simile al Sole. Entrambi mostrano una carenza di elementi che sono invece abbondanti sui meteoriti e sulla Terra. Questo è un forte indizio che HIP 103252 possa ospitare pianeti rocciosi di tipo terrestre.
Redazione Media Inaf (Fonte ESO)

Le caratteristiche di Virgo A scoperta da Messier nel 1781

Virgo A (nota anche come M 87 o NGC 4486) è una galassia ellittica gigante visibile nella costellazione della Vergine; fu scoperta da Charles Messier nel 1781 e domina l’Ammasso della Vergine, essendo una delle galassie più grandi conosciute. La sua relativa vicinanza alla Terra ne fa uno degli obiettivi privilegiati per la ricerca astronomica, in particolare per lo studio dei fenomeni altamente energetici in opera nel suo nucleo, che ospita un buco nero supermassiccio (il buco nero M87) della massa di 6,6 miliardi di volte superiore a quella del Sole.
Osservazione
M87 si trova in una regione di cielo priva di stelle luminose, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; tuttavia si può individuare con una certa semplicità circa a metà via fra le stelle Denebola e Vindemiatrix. La galassia è anche alla portata di un binocolo di media potenza, come un 10×50, in cui si mostra, se il cielo è nitido e non inquinato, come una macchia molto debole e luminosa al centro; con telescopi di aperture comprese fra i 60mm e i 200mm il suo aspetto rimane lo stesso, mostrandosi come un oggetto dal nucleo molto piccolo e brillante e un alone molto esteso di colore biancastro che sfuma gradualmente nel fondo cielo.
M87 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri e da tutte le aree abitate della Terra, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e agosto.
Storia delle osservazioni
Charles Messier fu il primo ad osservare questa galassia, che la descrisse come una nebulosa tonda e senza stelle, con un centro molto piccolo e circondato da un alone debole ma esteso; la inserì nel suo catalogo col numero 87, paragonandola nella descrizione alle altre galassie M84 e M86; William Herschel la descrisse come una semplice nube molto luminosa, tonda e più brillante al centro.
Caratteristiche
M87 si trova nelle regioni più centrali dell’Ammasso della Vergine ed è probabilmente la galassia più estesa di questo ammasso di galassie. Nella banda della luce visibile è visibile solo come una macchia estesa e lattiginosa con un nucleo molto piccolo; tuttavia nel suo centro è presente una potente radiosorgente nota come Virgo A o 3C 274. La sua massa è pari ad almeno mille miliardi di masse solari. Nel 1919 è stata osservata nei pressi del suo nucleo una supernova che raggiunse la magnitudine 12,3.
Ammassi globulari
M87 possiede un numero molto alto di ammassi globulari, stimato tra 13.000 e 15.000 (per confronto, la Via Lattea possiede tra 150 e 200 ammassi globulari). È probabilmente il numero di ammassi globulari più alto conosciuto per una galassia. Il grande numero di ammassi ha aiutato gli astronomi a valutare la distanza della galassia (circa 60 milioni di anni luce), studiandone la distribuzione in luminosità.
Getto
Nel 1918 l’astronomo Heber Curtis del Lick Observatory scoprì un getto di materia emergente da M87, che descrisse come “uno strano raggio diritto”. Il getto si estende per almeno 5000 anni luce dal nucleo di M87 ed è composto da materia espulsa dalla galassia, molto probabilmente da un buco nero. L’ipotesi è stata rafforzata dalla scoperta di un disco di gas in rapida rotazione attorno al nucleo della galassia. Tale buco nero dovrebbe avere una massa di circa 3 miliardi di masse solari. M87 è inoltre sorgente di onde radio, raggi X e raggi gamma. La sua vicinanza l’ha resa una delle radiogalassie più studiate. Il getto che vediamo che si origina dal centro è solo la parte rivolta verso la nostra direzione di un doppio getto, la cui controparte è situata dall’altra parte della galassia ed è quindi invisibile a noi. Il getto è diviso da una decina di noduli, scoperti dall’Osservatorio di Monte Palomar, risolvibili a loro volta in strutture minori; la massima emissione del getto avviene nella lunghezza d’onda dell’ultravioletto, sebbene sia visibile anche in alcune immagini ad alta risoluzione presi nella banda della onde radio: ciò comporta che l’origine della radiazione UV sia la stessa di quella radio, ossia una emissione di sincrotone causata da elettroni che viaggiano a velocità prossime a quella della luce disposte su un campo di forza di un campo magnetico. Il Telescopio Spaziale Hubble ha trovato evidenze della presenza di un buco nero: nel suo centro è infatti presente una massa compresa fra due e tre miliardi di masse solari, compattate in un raggio di 60 anni luce.
In un’immagine ripresa dal Telescopio Hubble nel 1999 sembrano esserci le evidenze di un apparente moto superluminare del getto, stimabile fra quattro e sei volte la velocità della luce; si crede che il moto sia solo un effetto visivo della velocità relativistica del getto e non di una reale velocità superiore alla luce. Tuttavia questi rilievi sembrano supportare la teoria secondo la quale i quasar, gli oggetti BL Lacertae e le radiogalassie siano in realtà lo stesso tipo di oggetto, ossia galassie attive viste da prospettive differenti.
(vedi articolo “Getto di gas caldissimo dal buco nero super – massiccio al centro della galassia M87 del 23 agosto 2013)

Getto di gas caldissimo dal buco nero super-massiccio al centro della galassia M87

Nonostante possa essere considerato come un enorme pentolone dove ribollono ogni sorta di fenomeni fisici, l’Universo è talmente grande, e i tempi con cui i corpi celesti si modificano sono generalmente così lunghi, da rendere improbabile per un telescopio la ripresa in diretta, o quasi, di molti di quei fenomeni. Certamente aiuta se il soggetto del reportage cosmico è qualcosa che si muove ad una velocità prossima a quella della luce, e se chi riprende ha una vista acutissima, come il telescopio spaziale Hubble.
Analizzando pazientemente le osservazioni effettuate da Hubble in un periodo di oltre 13 anni, dal 1995 al 2008, un gruppo di astronomi è riuscito ad estrarre 500 fotogrammi per comporre poi un filmato veramente unico (sito INAF), che scandisce il sinuoso spiraleggiare di un getto di gas espulso a velocità relativistica nelle vicinanze del buco nero super-massiccio da 7 miliardi di masse solari che occupa il centro della galassia M87. Un getto già conosciuto da tempo, ma che nel filmato di Hubble mostra in grande dettaglio tutta la sua intricata dinamica, e può quindi aiutare i ricercatori a comprendere come i buchi neri attivi possano influenzare l’evoluzione della galassia che vi gravita attorno.
“I buchi neri centrali super-massicci sono un componente fondamentale di tutte le grandi galassie,” spiega Eileen T. Meyer dello Space Telescope Science Institute (STScI) a Baltimora, prima autrice dello studio pubblicato su The Astrophysical Journal Letters. “Si ritiene che la maggior parte di questi buchi neri siano passati attraverso una fase attiva, e i getti di gas prodotti in questa fase abbiano un ruolo chiave nell’evoluzione delle galassie.”
Il filmato ottenuto dalle osservazioni di Hubble rivela per la prima volta che il fiume di plasma del getto viaggia con un movimento a spirale. Con ogni probabilità il plasma segue le linee di flusso di un campo magnetico, generato dal disco di accrescimento rotante attorno al buco nero. Il campo magnetico non si può vedere, ma la sua presenza può essere dedotta dal confinamento del getto in uno stretto cono sprigionantesi dal buco nero. I ricercatori sono convinti che il campo magnetico si estenda in forma di serpentina, come indicherebbe il movimento a zig-zag o a circolo di diversi sbuffi (clumps) di gas visibili nelle immagini del getto. “In precedenti osservazioni di getti di buchi neri non era possibile distinguere tra movimento radiale e laterale,” puntualizza Meyer, “quindi non avevamo a disposizione informazioni dettagliate sul comportamento del getto.”
In aggiunta, i dati di Hubble hanno fornito indizi sul motivo per cui il getto sia composto da una lunga striscia di “blob” gassosi, che sembrano aumentare e diminuire la loro luminosità nel tempo. “La struttura del getto è molto grumosa. Questo è dovuto a un effetto balistico, come per una palla sparata da un cannone?” si chiede Mayer “Oppure vediamo all’opera qualche interessante effetto fisico, come uno shock guidato da forze magnetiche?” Il gruppo di ricercatori ha in effetti ottenuto prove per entrambi gli scenari. “Abbiamo trovato cose che si muovono rapidamente, altre che si muovono lentamente, e anche cose che sono ferme. Questo studio ci mostra come gli sbuffi siano sorgenti molto dinamiche.”
di Stefano Parisini (INAF)

Il Catalogo HabCat

Il Catalogo dei sistemi stellari abitabili (Catalog of Nearby Habitable Systems, il cui acronimo è: HabCat) è un catalogo di sistemi stellari potenzialmente forniti di pianeti abitabili. L’elenco è stato elaborato dagli scienziati Jill Tarter e Margaret Turnbull sotto gli auspici del Progetto Phoenix, facente parte del programma SETI. L’elenco ha come fonte iniziale il Catalogo stellare Hipparcos (dove sono catalogate 118.218 stelle), dal quale sono state filtrate 17.129 “HabStars” tenendo conto di varie proprietà dei sistemi stellari.
Margaret Carol Turnbull è un’astronoma statunitense, esperta in materia di sistemi stellari che possono ospitare pianeti abitabili, di stelle simili al Sole e di abitabilità planetaria. Nel 2002, la Turnbull aveva compilato insieme a Jill Tarter il catalogo HabCat, un catalogo di sistemi stellari potenzialmente abitabili comprendente oltre 17.000 stelle. L’anno seguente selezionò 30 stelle dalle 5000 della lista del HabCat che si trovano nel raggio di 100 anni luce dalla Terra. Da quest’ultima selezione, nel 2006, la Turnbull compilò poi due ristrettissime liste di appena cinque stelle ciascuna: la prima serve per la base di ricerche radio del SETI con l’Allen Telescope Array, e comprende le stelle β Canum Venaticorum, HD 10307, HD 211415, 18 Scorpii, e 51 Pegasi. La seconda lista invece contiene le migliori candidate per il Terrestrial Planet Finder, e in questa figurano ε Indi, ε Eridani, 40 Eridani, Alpha Centauri B, e τ Ceti. Nel 2007 è stata citata, tra gli altri, come un “genio” dalla CNN per il suo lavoro di catalogazione delle stelle con la più alta probabilità di ospitare pianeti che potrebbero sostenere la vita e civiltà intelligenti. L’asteroide 7863 Turnbull è stato così chiamato in suo onore.
(Vedi articolo del 2 settembre 2010 Cinque stelle da ascoltare e cinque stelle da guardare)

Cosa hanno di speciale le stelle HD 70642 e HD 101364 ?

Stella di tipo solare, analogo solare e gemella del Sole, sono tre definizioni date a stelle che presentano somiglianze con il Sole, in base a caratteristiche fisiche e fotometriche quali classe spettrale, massa, età, attività cromosferica, temperatura, metallicità, rotazione equatoriale, abbondanza di litio, cinematica e, di notevole importanza, se siano o no stelle singole e non binarie. Una stella simile al Sole ha maggiori possibilità di avere sistemi planetari simili al sistema solare, e di conseguenza di possedere pianeti simili alla Terra dove si possono essere sviluppate forme di vita. L’ordine è crescente a seconda delle similitudini con la nostra stella, quindi una stella di tipo solare ha solo alcuni punti in comune con il Sole, mentre il termine stella gemella del Sole viene assegnato solo ad un ristretto numero di stelle con caratteristiche fisiche quasi identiche a quelle solari
Similitudini con il Sole
La definizione delle tre categorie rispecchia l’evoluzione delle tecniche di osservazione astronomica nel corso del tempo. In origine gli astronomi definivano stelle “di tipo solare” (solar-type in inglese) le stelle che, rispetto alle altre, erano più simili al Sole. In seguito, il miglioramento degli strumenti e delle tecniche osservative hanno permesso una maggior precisione nella misurazione di dettagli chiave nelle caratteristiche stellari, come ad esempio la temperatura, consentendo la creazione di una categoria, più ristretta, di stelle “particolarmente” simili al Sole. Con il continuo miglioramento della precisione delle misure si è infine creata una categoria comprendente pochissime stelle che, per le proprie caratteristiche, sono indistinguibili rispetto al Sole, tanto da ricevere l’appellativo di “gemelle”.
Stella di tipo solare
La categoria “stella di tipo solare” è la meno restrittiva, e include stelle simili al Sole per massa e stadio evolutivo. Sono stelle di sequenza principale, con un indice di colore compreso tra 0,48 e 0,80, valori non troppo distanti dall’indice di colore del Sole, uguale a 0,65. In alternativa vengono considerate simili al Sole le stelle che vanno dal tipo spettrale F8 al K2, che corrisponderebbero a valori più ampi dell’indice di colore, da 0,50 a 1,00. Nella tabella su Wikipedia sono elencate alcune stelle di tipo solare a meno di 50 anni luce dalla Terra, che non soddisfano tutti i criteri per essere considerate analoghe o gemelle solari. Il valore in rosso è quello non rispondente alla definizione di analogo solare. Fra queste Epsilon Eridani, Tau Ceti, Delta Pavonis, Gliese 785, Gamma Pavonis, 54 Piscium, V538 Aurigae, HD 14412, HR 4587, HD 17205, 72 Herculis e HD 196761
Analogo solare
Viene definita analogo o analoga solare (solar analog in inglese) una stella di sequenza principale simile al Sole, avente le seguenti caratteristiche:
Temperatura di ± 500 K rispetto a quella del Sole (approssimativamente da 5200 a 6300 K).
Metallicità tra il 50% e il 200% di quella del Sole, che implica che il disco protoplanetario della stella deve aver avuto quantità simili di polveri per la formazione dei pianeti.
Nessun compagno stellare in prossimità (ossia con periodo orbitale di dieci giorni o inferiore), poiché la vicinanza favorirebbe l’attività stellare.
Nella tabella su Wikipedia, alcune analoghe solari entro 50 anni luce dal Sole. Fra queste Beta Canum Venaticorum, 61 Virginis, Zeta Tucanae, Beta Comae Berenices, HR 4523 A, 61 Ursae Majoris, HR 4458 A , HR 511, Alfa Mensa, 55 Cancri , HD 69830, HD 10307, HD 147513, 58 Eridani, Upsilon Andromedae A, 47 Ursae Majoris, 20 Leonis Minoris, Nu Phoenicis e 51 Pegasi
Gemella del Sole
Queste stelle hanno caratteristiche che le rendono ancora più simili al Sole delle analoghe solari; i criteri per poter definire una stella gemella del Sole sarebbero:
Temperatura di ± 10 K rispetto a quella del Sole
Età di ±1 miliardi di anni rispetto al Sole (da 3,5 a 5,6)
Metallicità tra 89—112% di quella del Sole, il che significherebbe che il disco protoplanetario della stella dovrebbe aver avuto la stessa quantità di polveri per la formazione dei pianeti
Nessun compagno stellare, cioè come il Sole non deve essere una stella binaria
Nella tabella su Wkipedia, sono elencate alcune stelle che più si avvicinano a questi criteri. Tuttavia, essendo i limiti posti piuttosto restrittivi, molte delle stelle presenti nella lista sono solo “quasi-gemelle”, come è il caso di 18 Scorpii, fino a poco tempo fa considerata la stella più simile al Sole conosciuta. In tempi recenti si è osservato che 18 Scorpii ed altre stelle di questa lista hanno un’abbondanza di litio superiore a quella del Sole; poiché la quantità di litio decresce più la stella invecchia, la sua abbondanza in una stella è sinonimo di un’età minore di quella del Sole. Considerando anche l’abbondanza di litio, solo HD 101364 pare rispettare i severi requisiti per essere denominata una vera gemella del Sole, mentre HD 133600, pur avendo valori di litio bassi, ha una temperatura e un’età leggermente maggiori.
Potenziale abitabilità
L’astronoma statunitense Margaret Turnbull, nella compilazione del suo catalogo HabCat, ha definito un altro modo per classificare una stella come analoga solare o gemella del Sole, basandosi sulla possibilità che questa possa offrire un ambiente ospitale per un pianeta di tipo terrestre. Le qualità prese in considerazione includono variabilità, massa, età, metallicità e ambiente circostante.
Una stella ideale di questo tipo dovrebbe avere:
Almeno 3 miliardi di anni
Essere di sequenza principale
Non-variabile
In grado di ospitare pianeti terrestri
Deve supportare una zona abitabile dinamicamente stabile
Il requisito che una stella dovrebbe rimanere in sequenza principale almeno 3 miliardi di anni impone il limite superiore di massa di 1,5 M☉ corrispondente a stelle di classe spettrale F5V e non più calde. Queste stelle possono raggiungere, alla fine della sequenza principale, una magnitudine assoluta di 2,5 e una luminosità 8 volte superiore a quella solare. La variabilità dovrebbe essere inferiore all’1%. Variazioni sull’irraggiamento della zona abitabile da parte di un’eventuale stella compagna posta su un’orbita eccentrica costituirebbe un problema. Pianeti terrestri posti in sistemi multipli di tre o più stelle probabilmente non avrebbero orbite stabili per lunghi periodi di tempo. Anche la presenza di un pianeta gioviano con orbita eccentrica potrebbe disturbare le orbite di pianeti terrestri nella zona abitabile. La metallicità dovrebbe essere almeno del 40% di quella solare ([Fe/H] = -0,4), per consentire la formazione di pianeti terrestri. Un’alta metallicità è correlata ad una probabile presenza di gioviani caldi, ma questi non sono una barriera assoluta per la vita, così come non lo sono giganti gassosi all’interno della zona abitabile, in quanto questi potrebbero possedere lune di dimensioni terrestri potenzialmente abitabili. Un esempio di una stella gemella del Sole con questi requisiti è HD 70642.

Buchi neri stellari

GRO J0422+32 è una nova a raggi X che fa parte di un sistema binario nel quale una delle componenti è un buco nero di massa compresa tra le 3,66 e 4,97 masse solari. La componente secondaria è una nana rossa di classe spettrale M1V di magnitudine apparente di 13,2 e di massa 0,116 volte quella solare e ha un periodo orbitale, attorno al buco nero, di 0,212 giorni. Dista circa 8000 anni luce dal sistema solare ed è situato nella costellazione di Perseo. Fu scoperta durante un outburst il 5 agosto 1992 dal telescopio Compton Gamma Ray Observatory e si tratta di uno dei meno massicci buchi neri scoperti, non molto superiore al limite massimo delle stelle di neutroni di 2,7 volte la massa solare. La nostra galassia, la Via Lattea, contiene diversi possibili candidati al ruolo di buchi neri di massa stellare, posti molto più vicini a noi rispetto al buco nero supermassiccio posto nel centro galattico, ritenuto essere il responsabile della radiosorgente Sagittarius A. Ciascun candidato fa parte di una binaria X, nella quale l’oggetto compatto sottrae materia al compagno. Il range delle masse di tali buchi neri va da un minimo di 3 a poco più di una dozzina di masse solari.
Un buco nero stellare (o buco nero di massa stellare) è un buco nero che si forma dal collasso gravitazionale di una stella massiccia (20 o più masse solari, sebbene non si conosca esattamente, a causa degli svariati parametri da cui dipende, la massa minima che dovrebbe avere la stella) alla fine della propria evoluzione. Il processo di formazione dell’oggetto è ultimato con l’esplosione di una supernova o un gamma ray burst. Il buco nero stellare più massiccio conosciuto sino ad ora (2007) è di 15,65 ± 1,45 M☉, anche se vi sono prove che il buco nero contenuto nella sorgente X IC 10 X-1 possegga una massa superiore, stimata in 24-33 M☉. Teoricamente un buco nero potrebbe esistere a qualunque massa, secondo la teoria della relatività generale. Quanto più è piccola la massa, tanto maggiore deve essere la densità della materia perché si venga a formare un buco nero (vedere in merito la discussione sul raggio di Schwarzschild, un raggio teorico al di sotto del quale un corpo di una data massa sarebbe un buco nero). Attualmente gli astrofisici sono propensi a ritenere che non possano esistere buchi neri con masse inferiori ad alcune volte quella del Sole; se esistessero, si tratterebbe di buchi neri primordiali. Il collasso gravitazionale di una stella massiccia, inevitabile al termine della sua esistenza poiché viene a mancare la fonte di energia (ovvero le reazioni di fusione nucleare) che contrasta la gravità, è uno dei processi con cui più frequentemente si creano tali oggetti. Se la massa della stella è inferiore ad un dato limite, anziché formarsi un buco nero si viene a creare una stella degenere (nana bianca o stella di neutroni). La massa massima che può esser raggiunta da una nana bianca è 1,44 M☉ (massa di Chandrasekhar), mentre la massa limite raggiungibile da una stella neutronica non è ancora esattamente conosciuta, ma dovrebbe aggirarsi intorno alle 3 M☉; si ritiene però che vi sia un limite analogo a quello di Chandrasekhar, che prende il nome di limite di Oppenheimer-Volkoff e corrisponderebbe a 3,8 M☉. La massa del buco nero meno massiccio sino ad ora osservato è prossima a tale limite. I buchi neri stellari costituiscono l’esempio “più leggero” di questa classe di oggetti; infatti sono stati scoperti diversi altri tipi di buchi neri ben più pesanti: si tratta dei buchi neri di massa intermedia, che si trovano al centro degli ammassi globulari, ed i buchi neri supermassicci, che si troverebbero nel nucleo di tutte le galassie, come la nostra Via Lattea, comprese le galassie attive. Ogni buco nero ha solamente tre caratteristiche fondamentali: massa, carica elettrica e momento angolare (spin). Si ritiene che quest’ultima caratteristica sia propria di tutti i buchi neri che si formano in natura, sebbene non siano ancora state condotte delle osservazioni specifiche su di essa. Lo spin di un buco nero stellare è dovuto alla conservazione del momento angolare della stella da cui il compatto corpo celeste ha avuto origine. Alcuni tra i buchi neri recentemente scoperti si trovano all’interno di sistemi binari stretti, in cui sono legati gravitazionalmente ad un’altra stella, alla quale sono tanto vicini da sottrarre materia. Tale materia va a formare attorno al corpo celeste un disco di accrescimento, i cui costituenti, mentre precipitano sul corpo celeste acquisendo energia, vengono scaldati a temperature di milioni di K; si produce in questo modo una grande quantità di radiazione X, la quale fa apparire il sistema come una binaria X. Il buco nero risulterà dunque osservabili nei raggi X, mentre il compagno stellare sarà visibile anche nel visibile. Tuttavia, poiché il rilascio energetico da parte di buchi neri e stelle di neutroni è dello stesso ordine di magnitudine, i buchi neri e le stelle di neutroni nei sistemi binari sono difficili da distinguere. Le stelle neutroniche hanno però delle proprietà differenti, che permettono agli esperti di distinguerle dai buchi neri: mostrano infatti una rotazione differenziale, possiedono intensi campi magnetici e manifestano talvolta dei fenomeni esplosivi localizzati (detti lampi termonucleari). Inoltre buchi neri e stelle neutroniche differiscono per le masse, le quali sono calcolate nelle binarie X grazie all’osservazione combinata di immagini nel visibile e nei raggi X. Tutte le stelle di neutroni individuate hanno una massa non superiore a 3-5 M☉, mentre nessuno degli oggetti scoperti che abbia una massa superiore a 5 M☉ mostrava delle proprietà assimilabili a quelle delle stelle di neutroni. Tutti questi dati rendono più probabile l’idea che gli oggetti con masse superiori a 5 masse solari siano effettivamente buchi neri. È da notare che la prova dell’esistenza dei buchi neri non è basata esclusivamente su dati empirici osservativi, ma anche su ipotesi teoriche: infatti non è possibile pensare all’esistenza di altri oggetti con le medesime caratteristiche nei sistemi binari stretti eccetto i buchi neri. Una prova certa della loro esistenza sarebbe se qualcuno osservasse realmente l’orbita di un qualche oggetto (o bolla gassosa) mentre precipita all’interno del buco nero.

Progettare viaggi interstellari

Se noi esseri umani non rincorressimo idee ambiziose, anche quelle tanto ambiziose da sembrare folli, non saremmo qui oggi. Di sicuro, l’esplorazione dello spazio non sarebbe mai nemmeno cominciata. Quindi perché non cominciare a ragionare seriamente sull’ipotesi, per quanto remota, di un viaggio interstellare che un giorno porti la nostra specie ben oltre i confini del sistema solare? É quello che ha fatto la conferenza Starship Congress, che tra il 15 e il 18 agosto ha riunito a Dallas astronomi, ingegneri spaziali, economisti, antropologi accomunati dal sogno del viaggio interstellare. Quattro giorni di tavole rotonde e conferenze organizzate da Icarus Interstellar, una organizzazione di ricerca no profit la cui missione è rendere possibile il viaggio interstellare entro il 2100. Quattro giorni che sono giunti a una conclusione pressoché unanime: per quanto grandi siano gli ostacoli tecnici, la specie umana deve sviluppare sul lungo periodo la capacità di effettuare viaggi interstellari, se vuole realizzare pienamente il suo potenziale. E se vuole mettersi al sicuro dal rischio di una sua estinzione, che fatalmente diverrà sempre più grande di generazione in generazione.
La Terra, tanto per cominciare, è esposta costantemente al rischio di un impatto catastrofico con un asteroide. Gli astronomi che li studiano sono oggi in grado di dirci con sufficiente sicurezza che nessuno di dimensioni preoccupanti ci colpirà nel prossimo secolo. Ma questo può bastare sì e no a tranquillizzare noi, i nostri figli e forse i nostri nipoti. Dopodiché, i nostri eredi dovranno incrociare le dite o sperare che nel frattempo qualcuno abbia creato per tempo un sistema anti meteorite. Senza contare che il nostro pianeta ha comunque una data di scadenza, per quanto lontana, legata alla fine della nostra stella tra qualche miliardo di anni.
Ben prima di allora, come hanno evidenziato due speaker alla conferenza i futurologi Heath Rezabek e Nick Nielsen, l’umanità corre il rischio di sfruttare fino all’esaurimento le risorse del pianeta Terra e andare incontro nella migliore delle ipotesi a una “stagnazione” che porterà a un costante peggioramento delle condizioni di vita delle future generazioni di esseri umani nel corso dei secoli e dei millenni.
Che fare allora? Realizzare un viaggio interstellare, che sia con un veicolo autonomo o con una vera e propria corazzata stellare che trasporti un’intera popolazione umana verso altri mondi da colonizzare, richiederebbe il lavoro di più generazioni attraverso almeno un secolo se non di più. Un po’ come la costruzione delle grandi cattedrali nel passato: chi le progettava e chi posava le prime pietre non aveva alcuna speranza di vederle finite, ma trasmetteva alle generazioni successive le competenze necessarie e la visione da cui nasceva il progetto. Come giustificare oggi un’impresa del genere, di fronte alla crisi economico-finanziaria del mondo occidentale e di fronte agli enormi problemi che ancora pesano su gran parte dell’umanità, a cominciare da povertà, denutrizione e malattie? Non sarebbe meglio affrontare prima quei problemi? I partecipanti alla conferenza se lo sono chiesto, ma come spesso avviene quando si parla dell’impresa spaziale, hanno risposto che la domanda è mal posta. Semplicemente iniziare a lavorare su un progetto del genere costringerebbe a sperimentare e sviluppare nuove tecnologie (dall’energia alla medicina alla conservazione dei cibi) che avrebbero comunque un impatto immediato sull’economia terrestre e sul miglioramento complessivo delle condizioni di vita, qualcosa che una tecnologia concentrata su obiettivi a breve termine non potrebbe mai ottenere.
Certo, i problemi sono enormi. Sistemi di propulsione, di terraforming, di produzione di energia…tutti temi ampiamente trattati a Dallas. Ma prima ancora, servirebbe un sistema economico diverso, in grado di procurare le enormi risorse finanziarie necessarie a sostenere un programma di ricerca e sviluppo della durata di diversi decenni. Come ha spiegato l’economista Armen Papazian, “l’infrastruttura economico-finanziaria del mondo crea un collo di bottiglia evolutivo” per la nostra specie. Il “classico” sistema dell’acquisto del debito pubblico degli Stati da parte di investitori e risparmiatori non potrebbe mai finanziare un’impresa di questo tipo. Qualche speranza può venire dai progetti di sfruttamento minerario degli asteroidi, che rappresenterebbe una fonte extra di ricchezza per la nostra specie.
In ogni caso, molti speaker alla conferenza si sono detti d’accordo che la chiave per arrivare ai viaggi interstellari sia trasformare prima il Sistema solare in una risorsa da sfruttare. Per estrarre materiali e fonti di energia da altri pianeti, per costruire avamposti verso obiettivi più lontani, per testare sistemi di propulsione e atterraggio che potrebbero un giorno portare i nostri discendenti su mondi abitabili, o per capire come renderli abitabili.
Sembra folle? A molti probabilmente sì, ma non sembrava altrettanto folle andare sulla Luna solo qualche decennio prima? Di certo la conferenza di Dallas ha mostrato che c’è una comunità scientifica e tecnica che prende molto sul serio l’idea del viaggio interstellare, e che non vede l’ora di iniziare a lavorarci. Anche se i frutti del lavoro, nella migliore delle ipotesi, li vedrebbero solo i loro pronipoti.
di Nicola Nosengo (INAF)

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